Wszystko co chcielibyście wiedzieć o czarnych dziurach cz.1

Kiedy w ubiegłym roku zapytałem czytelników o czym chcieliby przeczytać, przytłaczająca większość zagłosowała za dwoma opcjami: scenariuszami końca świata i czarnymi dziurami. Nie dziwi mnie to. Tajemnice czarnych dziur ekscytują i budzą kontrowersje od niemal wieku. Najpierw stanowiły niewiarygodną ciekawostkę teoretyczną, później niewygodną hipotezę. A dziś?

Co na to Einstein – krótki rys historyczny

Nie da się rozpatrywać problemu czarnych dziur pomijając zagadnienie grawitacji, a o grawitacji trudno mówić w oderwaniu od osoby Alberta Einsteina. Na początku ubiegłego stulecia, opublikował on w Annalen der Psyhik arcyważne prace, w których zilustrował swą słynną teorię względności w dwóch odsłonach, szczególnej i ogólnej. Właśnie wtedy świat dowiedział się, jakie znaczenie ma prędkość światła oraz że energia i masa to różne przejawy tego samego. Dla nas, najważniejsze są jednak założenia ogólnej teorii względności, czyli nowej teorii grawitacji. Odkrycie to zrewolucjonizowało spojrzenie na wszechświat, całkowicie depcząc dotychczasowe postrzeganie najbliższego nam wszystkim oddziaływania oraz istoty przestrzeni i czasu. Dotąd grawitacja stanowiła sztywną siłę trzymającą ciała na uwięzi. Ten przestarzały, newtonowski obraz, Einstein zamienił na rozciągliwe, pofałdowane i skręcające się płótno czasoprzestrzenne, nieubłaganie odkształcane obecnością masy. Czym masywniejsze ciało, tym większe zagłębienie w niewidzialnej tkaninie. Ta elegancka koncepcja zmieniła rozumienie wszechświata, jednocześnie rodząc wiele nowych, nurtujących pytań. Wśród nich jedno, wyjątkowo fascynujące: co otrzymamy, gdy skupimy niewiarygodnie wielką masę w maleńkim punkcie?

Sam pomysł istnienia takich miejsc w kosmosie budził silny sceptycyzm ówczesnych naukowców. Obliczeń podjął się jako pierwszy Karl Schwarzschild, astrofizyk zainteresowany geometrią wszechświata. Zajmując się coraz mniejszymi punktami w przestrzeni, Niemiec napotykał spore problemy. Normalnie, gdy zbliżamy się do jakiegoś obiektu dwukrotnie, to siła grawitacji wzrasta czterokrotnie – zgodnie z prawem powszechnego ciążenia. Równania ogólnej teorii względności wskazywały jednak na niezwykły i zatrważający wniosek: odpowiednie zagęszczenie materii, przekraczające pewną krytyczną granicę, powoduje, że siła grawitacyjna dla tej materii staje się nieskończona! Dziś tego typu ewenement nazywamy osobliwością – miejscem, w którym standardowo rozumiana fizyka traci sens.

Schwarzschild obliczył, że każde ciało może osiągnąć taki stan, o ile zostanie zgniecione do odpowiednio małych rozmiarów. Po przekroczeniu tej granicy, praktycznie niemożliwym jest powstrzymanie dalszego zapadania się obiektu w samym sobie. W ten sposób astrofizyk jako pierwszy przewidział powstanie “zmarłej gwiazdy” (oficjalnie po raz pierwszy sformułowania “czarna dziura” użył na konferencji z 1967 roku John Wheeler). Dla naszego Słońca promień Schwarzschilda wynosi najwyżej kilkanaście kilometrów. Oznacza to, że skurczenie jego masy, do rozmiarów niewielkiej planetoidy, zaowocuje nieposkromionym zapadaniem się w sobie, bez możliwości odwrotu. Długość promienia krytycznego, będzie proporcjonalnie uzależniona od masy obiektu. Niewielkie ciało, wielkości Ziemi, trzeba by zmiażdżyć do rozmiarów paru centymetrów, aby stało się czarną dziurą. Nie powinno nas dziwić, iż przez długie lata uznani profesorowie zgodnie twierdzili, że w przyrodzie nie ma miejsca na tego typu fizyczne wynaturzenia. W 1939 Einstein napisał: “Logiczny jest wniosek o nieistnieniu osobliwości Schwarzschilda w fizycznej rzeczywistości”. 

Narodziny osobliwości 

Dziś wiemy, że Albert Einstein był w błędzie i nie docenił potencjału własnej teorii. Otwarty pozostawał problem, co musi się stać, aby osobliwość Schwarzschilda rzeczywiście powstała. Tylko jedna kategoria obiektów w kosmosie posiada wystarczający potencjał, aby wiązać z nią narodziny czarnych dziur – gwiazdy. Niczym ogromne piece termojądrowe spalają biliony ton wodoru, zamieniając go na coraz cięższe pierwiastki. Przez cały ten czas, trwa siłowanie między termicznym ciśnieniem rozsadzającym gwiazdę, a grawitacją próbującą ją zmiażdżyć. Ostatecznie dochodzi do momentu wyczerpania paliwa, gdy powstaną pierwiastki, z których reakcje jądrowe nie zdołają wykrzesać więcej energii. W dalekiej przyszłości czeka to wszystkie gwiazdy, jedne po milionach, inne po miliardach lat. Czym mniejsza gwiazda, tym spokojniejszy i, paradoksalnie, dłuższy jej żywot. Przeciętne w tej skali Słońce znajduje się mniej więcej w połowie swojej egzystencji, a jego końca należy się spodziewać nie wcześniej niż za 4 miliardy lat.
Uproszczony schemat ewolucji gwiazdy.

Uproszczony schemat ewolucji gwiazdy.

Czarne dziury powstają przy okazji znacznie efektowniejszej śmierci, która spotyka największe gwiazdy. Mowa tu o hiperolbrzymach jak Rigel czy Betelgeza, osiągających masę kilkunastokrotnie większą od naszego Słońca. Metabolizm gigantycznych gwiazd pozwala na nieco więcej, a ich koniec należy do najdramatyczniejszych wydarzeń jakie spotykamy w kosmosie.

Początek tego procesu przebiega analogicznie w przypadku wszystkich gwiazd. Gdy kończy się paliwo jądrowe temperatura spada, a wraz z nią bijące na zewnątrz ciśnienie. Grawitacja zaczyna dominować, naciskając coraz bardziej na jądro. Miażdżona materia ulega degeneracji, ponieważ cząstki elementarne znajdując się tysiące razy bliżej niż normalnie, zaczynają drgać w sposób niekontrolowany. Fizycy zajmujący się mechaniką kwantową zwracają uwagę, że zdegenerowane elektrony zachowujące się częściowo jak fale o bardzo krótkich długościach (z braku miejsca), noszą ponadprzeciętnie wielką energię. To tak zwane ciśnienie degeneracji elektronów. Hinduski noblista Subramanyan Chandrasekhar obliczył, że jeżeli zapadająca się w ten sposób gwiazda nie przekracza masy 1,4 Słońca, to powstanie swojego rodzaju status quo między oddziaływaniem grawitacji a ciśnieniem degeneracji elektronów. Owocem tej równowagi będzie gęsty i blado świecący biały karzeł o średnicy zbliżonej do Ziemi. Chandrasekhar spodziewał się, że cięższych gwiazd nie czeka tak łagodny scenariusz. Białe karły uważane w pierwszej połowie XX wieku za coś niezwykłego, miały się okazać niczym szczególnym w porównaniu z tym co dopiero czekało na odkrycie. Znawca tematu teorii względności Artur Eddinhton skomentował te wnioski:  
“Mogą nastąpić rozmaite wydarzenia, które uratują gwiazdę, lecz ja chcę pewniejszej ochrony. Uważam, że powinno być jakieś prawo przyrody, dzięki któremu owo absurdalne zachowanie gwiazdy staje się niemożliwe”!
To już drugi raz, kiedy cieszący się wielką sławą naukowiec nie chciał przyjąć do wiadomości, że natura potrafi wymknąć się poza standardowe postrzeganie wszechświata. Mimo sprzeciwu legendy brytyjskiej astronomii, teoria Chandrasekhara zyskała poparcie.

Wróćmy raz jeszcze do kończącego swój żywot hiperolbrzyma. Po wypaleniu swojego podstawowego ładunku – wodoru – musi się zadowolić helem, a następnie coraz cięższymi pierwiastkami – tlenem, węglem, magnezem, siarką, neonem, krzemem i tak dalej. Gwiazda posila się w najlepsze, aż do powstania w jej wnętrzu atomów żelaza. Pierwiastek ten działa niczym trutka, gwałtownie przerywając procesy termojądrowe. Na jądro zaczyna oddziaływać gigantyczna siła grawitacji, tak wielka, że ciśnienie degeneracji elektronów jego materii nie wystarcza do zahamowania procesu zgniatania. W tym czasie, zewnętrzne warstwy gwiazdy błyskawicznie spadają do środka, co powoduje “odbicie” z monstrualną energią. Dochodzi do eksplozji, która wstrząsa niebiosami – supernowej. W ułamku sekundy wytwarzana jest energia tysiące razy większa niż nasze Słońce wypromieniuje w ciągu całej swojej egzystencji. Gdy tego typu katastrofa przydarzyła się w odległości ponad 7 tysięcy lat świetlnych, wybuch był widoczny na naszej planecie nawet w dzień, a promieniowanie zostawiło ślad w rdzeniu lodowym Antarktyki. We wnętrzu piekła supernowej następuje ostateczny triumf grawitacji: poddane gigantycznemu ciśnieniu jądro zapada się w sobie tworząc czarną dziurę. 

Jak wygląda dziura? 

Załóżmy, że pomimo całego chaosu wytworzonego przez supernową, obserwator przypatruje się zjawiskom zachodzącym w samym centrum. Co widzi? Na pewno kurczące się pod wpływem implozji jądro gwiazdy. Jednakże, wbrew intuicji, proces ten będzie zachodził z każdą milisekundą coraz wolniej. Jednocześnie obserwator zauważy, że wraz z zagęszczaniem jądra, promienie świetlne w jego pobliżu coraz bardziej się uginają. Gdybyśmy oglądali Słońce przez pryzmat tak ciężkiego ciała, obraz Gwiazdy Dziennej byłby bardzo zdeformowany. Ale to nie koniec. Pole grawitacyjne nadal rośnie, aż do osiągnięcia punktu krytycznego, rozmiarów poniżej promienia Schwarzschilda. Powolny proces kurczenia zdaje się zastygać w czasie, przynajmniej dla zewnętrznego obserwatora, a światło trafiające w rejon obiektu zostaje wciągnięte do środka. Nazwa czarnej dziury nie jest tu przypadkowa, bo rzeczywiście mamy do czynienia z ciemnym miejscem do którego, przy odrobinie nieuwagi, można wpaść i już nigdy się nie wydostać. 

Światło i czarna dziura.

Światło i czarna dziura.

Wszystko za sprawą potężnej masy. Tkanina czasoprzestrzenna zostaje całkowicie zdeformowana, powodując ekstremum efektów grawitacyjnych. Jeżeli chcemy pokonać przyciąganie Ziemi, o masie “zaledwie” kilku tryliardów ton, nadajemy naszej rakiecie prędkość 11,2 km/s. Dla setki tysięcy razy większego Słońca, prędkość ucieczki wyniosłaby już ponad 617 km/s. To jednak niewiele, bowiem dla uwolnienia się z okowów ciążenia czarnej dziury potrzebna byłaby prędkość nie mniejsza niż 300 000 km/s, czyli wykraczająca poza szybkość światła! Problem polega na tym, że jak powszechnie wiadomo nic nie może poruszać się szybciej niż pozbawione masy fotony. To najbardziej złowieszcza cecha czarnej dziury: skoro światło nie może przed nią uciec, to tym bardziej nic innego. 

Granica, spoza której nie ma odwrotu, nosi nazwę horyzontu zdarzeń. Nie stanowi ona fizycznej zapory, raczej membranę czy kurtynę możliwą do przekroczenia tylko w jednym kierunku. Nikt, co prawda, nie widział czarnej dziury (o powodach potem), ale obliczenia wynikające z ogólnej teorii względności pomagają nam przewidzieć jej wygląd. Kształt horyzontu opisuje się jako sferyczny i idealnie gładki. Radziecki fizyk Witalij Ginzburg opisał to słowami – “czarne dziury nie mają włosów” – co miało oznaczać, że zapadająca się gwiazda, mimo wszelkich nierówności czy protuberancji powstałych w wyniku pola magnetycznego, wytworzy jednolicie okrągłą czarną dziurę. Obwód tejże dziury w kilometrach, ściśle związany z promieniem Schwarzschilda, wynosi w przybliżeniu 18,5 razy więcej niż jej masa wyrażona w masach Słońca. To oznacza, że truchło martwej Betelgezy osiągnie rozmiary około 250 kilometrów przy masie czternastokrotnie większej od naszego Słońca. To więcej niż masa 4,5 miliona Ziem, ściśniętych do obwodu mniejszego niż odległość dzieląca Katowice od Wrocławia!
Przykłady "braku włosów" u czarnych dziur (rys. Czarne dziury i krzywizny czasu).

Przykłady “braku włosów” u czarnych dziur (rys. Czarne dziury i krzywizny czasu).

W zasadzie powyższe zdanie jest poprawne tylko połowicznie. Pisałem bowiem o rozmiarach samego horyzontu zdarzeń, który jak ustaliliśmy stanowi tylko niematerialną powłokę czarnej dziury. Za płachtą horyzontu materia dalej zapada się w sobie, do punktu w samym centrum. Osobliwości. Zrozumienie tego czym jest osobliwość nastręcza problemów każdemu fizykowi, gdyż z samej definicji odróżnia się ona od wszystkiego co znamy. Szacuje się, że jej wielkość nie odbiega znacząco od długości Plancka (10^-35 metra), a więc jest miliony razy mniejsza od pojedynczego elektronu okrążającego jądro atomowe. Zasada jest taka, że posuwając się od powierzchni horyzontu zdarzeń do środka czarnej dziury, miażdżące przyciąganie będzie stale wzrastać, aż osiągnie wartość nieskończoną w osobliwości.

Skoro nie da się zajrzeć za mroczną kurtynę horyzontu zdarzeń, niemożliwym jest zobaczenie osobliwości. Przyjaciel Stephena Hawkinga sir Roger Penrose, ukuł nawet koncepcję kosmicznej cenzury: Bóg brzydzi się nagimi osobliwościami. Niektórzy próbują ujrzeć w osobliwości swoisty tunel czasoprzestrzenny prowadzący do innych światów; inni miejsce zagłady czasu i przestrzeni, w którym nasza fizyka traci sens. Jedno jest pewne: długo nie dowiemy się co tak naprawdę kryje pod sobą horyzont zdarzeń.

One są wszędzie!

Szacuje się, że przynajmniej 1% wszystkich gwiazd posiada potencjał wystarczający do utworzenia czarnej dziury. To sporo. Przyjmując że Droga Mleczna zawiera 400 miliardów gwiazd, spodziewamy się aż 4 miliardów potencjalnych czarnych dziur! Przy tych rachunkach ilość kosmicznych potworów obecnie przemierzających naszą galaktykę należy podawać co najmniej w tysiącach. Czy to powód do niepokojów? Gdyby tak masywny obiekt zabłąkał się w okolice Układu Słonecznego, odczulibyśmy to niemal natychmiast. Zacząłby wyrywać planety z orbit wokół Słońca, rozrzucając je niczym zabawki, a na koniec rozprawiłby się brutalnie z samą Gwiazdą Dzienną. Na szczęście nic nie wskazuje aby w obrębie najbliższych kilkunastu lat świetlnych czyhało niebezpieczeństwo.

Mimo przyjęcia tezy o powszechności czarnych dziur we wszechświecie, astronomii wciąż doskwiera wstydliwy problem: nikt nigdy ich nie widział. No bo, jak dostrzec przedmiot z definicji nieemitujący żadnego promieniowania (no, prawie – ale o tym później)? Prawdą jest, że większość naszej wiedzy opiera się na modelach teoretycznych; jednak nie cała. Najlepsze obserwatoria na świecie robią co mogą aby znaleźć ślady czarnych dziur. Jako pierwszy sposób poszukiwań opracował Jakow Zeldowicz wraz ze swoim zdolnym studentem Igorem Nowikowem. Założyli oni, że nie trzeba widzieć samego horyzontu zdarzeń, a jedynie materię nań opadającą. Gaz i pył pod wpływem potężnego ciśnienia, panującego tuż nad krawędzią horyzontu, ulegają ściskowi, co powoduje wzrost temperatury do kilku milionów stopni i emisję promieniowania. Świecące w ten sposób skupisko materii w pobliżu czarnej dziury nosi nazwę dysku akrecyjnego. Zeldowicz i Nowikow słusznie zauważyli, że efekty te najłatwiej będzie zaobserwować przy układach dwóch krążących blisko siebie gwiazd. Gdy w miejscu jednej z nich powstanie czarna dziura, zacznie ona uprawiać kosmiczny kanibalizm, pochłaniając materię swojej towarzyszki. Najsłynniejszy jak dotąd przykład układu podwójnego gwiazdy z czarną dziurą zaobserwowano w gwiazdozbiorze Łabędzia. W Cygnusie X-1, jak został nazwany, niebieski nadolbrzym wykonuje taniec śmierci z obiektem o masie piętnastokrotnie większej od Słońca, emitującym ogromne ilości promieniowania w zakresie rentgenowskim.

To nie wszystko. Istnieją poważne dowody na istnienie znacznie straszniejszych miejsc w kosmosie – supermasywnych czarnych dziur. Do tej pory mówiliśmy o obiektach o masie rzędu kilkunastu, maksymalnie kilkudziesięciu Słońc. Supermasywne czarne dziury mieszczą się w przedziale od miliona do miliardów mas przeciętnej gwiazdy. Rekordzistka NGC 4889, odkryta w ubiegłym roku, może się poszczycić masą około 21 miliardów razy większą niż Słońce. Coś takiego wymyka się poza kategorie, które pojmujemy.

Astronomowie zacierają ręce wiedząc, że czegoś tak potężnego natura nie zdoła ukryć. Jeżeli często oglądaliście programy dokumentalne dotyczące kosmosu, to bardzo możliwe, że nie raz podziwialiście pracę prof. Andrei Ghez z popularnego hawajskiego obserwatorium Mauna Kea; bądź prof. Reinharda Genzela z Instytutu im. Maxa Plancka w Monachium. Obydwa zespoły od lat badają co gnieździ się w przysłoniętym obłokami pyłu i gazu środku naszej galaktyki. Dlaczego tam? Wystrzelony pod koniec ubiegłego wieku teleskop kosmiczny Chandra, działający w zakresie promieni rentgenowskich, zwrócił uwagę na znajdujące się w tym rejonie nadzwyczaj silne źródło radiacji, ochrzczone nazwą Sagittarius A*. Analogicznie jak w przypadku Cygnusa X-1 spodziewano się, że to sygnał emitowany przez dysk akrecyjny, ale krążący wokół znacznie masywniejszej dziury. Gdy po kilku latach udało się przedrzeć przez grube warstwy pyłu gwiezdnego, dojrzano grupę kilkunastu gwiazd poruszających się najbliżej centrum Drogi Mlecznej. Dzięki pomiarom kształtu orbit i prędkości poruszania się po nich, obliczono jaką masę musi posiadać ciało wokół którego krążą. Szczególnie interesująca zdawała się gwiazda S2, która krążąc po mocno eliptycznej orbicie potrafiła nagle przyśpieszyć do 5 tys. km/s; ciało większe od Słońca posuwało się z szybkością 1,5% prędkości światła! Rachunki dawały zatrważający wynik – gwiazdy środka galaktyki tańczą wokół jakiegoś małego obiektu o masie co najmniej 2,2 miliona Słońc. Nauka nie znajduje lepszej hipotezy, niż uznanie Sagittariusa A* za supermasywną czarną dziurę.
Centrum Drogi Mlecznej i tajemniczy Sagittarius A*. Polecam zobaczyć to w ruchu.

Centrum Drogi Mlecznej i tajemniczy Sagittarius A*. Polecam zobaczyć to w ruchu.

Wnioski są na tyle doniosłe, iż naukowcy są przekonani o obecności najcięższych obiektów w jądrze każdej dużej galaktyki. Przy wielkim tłoku panującym w galaktycznych centrach, czarne dziury mają pod dostatkiem materii do pożarcia, co powoduje ich ciągły wzrost. To wyjaśniałoby wiele niezrozumiałych dotąd zjawisk. Supermasywne czarne dziury mogłyby napędzać odległe aktywne galaktyki (kwazary), wytwarzające niesamowite ilości promieniowania; czy dawać początek wyrzucanym z ogromną mocą strugom materii (dżetom). Właśnie dzięki temu każda nowa wieść dotycząca prac nad czarnymi dziurami jest tak ekscytująca. Od hipotetycznych osobliwości Schwarzschilda odrzucanych przez najtęższe umysły swoich czasów, czarne dziury zyskały status obiektów powszechnych, o niebagatelnym wpływie na losy i ewolucję wszechświata.

W następnej części spróbujemy dowiedzieć się co tak naprawdę spotkałoby nas, przy próbie wdarcia się za horyzont zdarzeń. 

Ciąg dalszy w tekście: Wszystko co chcielibyście wiedzieć o czarnych dziurach cz.2.
Literatura uzupełniająca:
I. Nowikow, Rzeka Czasu, Warszawa 1998;
M. Begelman, M. Rees, Ta siła fatalna: Czarne dziury we Wszechświecie, Warszawa 1999;
K. Thorne, Czarne Dziury i Krzywizny Czasu: Zdumiewające dziedzictwo Einsteina, Warszawa 2004;
S. Hawking, Teoria Wszystkiego: Powstanie i losy Wszechświata, Poznań 2004;
R. Kostecki, Wprowadzenie w Czarne Dziury [online], Warszawa 2005;
Kto się boi Czarnej Dziury?, prod. James Van Der Pool, Londyn, BBC, 2009.
Kwantowe interpretacje: obiektywny kolaps GRW Miska na 357 milionów paczek płatków. Wspomnienie radioteleskopu Arecibo 5 rzeczy, które powinieneś wiedzieć o liczbach pierwszych (i hipotezie Riemanna)